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Les poussières extraterrestres, du système solaire externe aux neiges de l’Antarctique
Les météorites et micrométéorites qui tombent à la surface de la Terre sont une importante source de matière extraterrestre, disponible pour des études scientifiques. Leurs compositions chimique, structurelle et minérale sont autant d’indices qui renseignent sur leur provenance. Ces objets, issus de corps parents plus massifs et volumineux qui orbitent dans différents réservoirs du système solaire, témoignent de l’évolution de la matière durant les différentes étapes qui ont marqué la formation de notre système solaire.
Le système solaire
Formation du disque proto-planétaire
L’âge du système solaire est estimé à 4 568,22 ± 0,17 millions d’années par la datation isotopique des inclusions riches en calcium et aluminium les plus anciennes dans les météorites. Il définit le temps de formation des premiers solides dans le disque de la nébuleuse proto-solaire suite à l’effondrement d’un nuage moléculaire [1, 2]. Initialement, un tel nuage présente une température d’environ 10 K et est principalement composé d’hydrogène moléculaire (densité de ≈ 10⁴ à 10⁸ cm⁻³ ). Suite à une instabilité gravitationnelle ou d’une force extérieure, ce nuage s’effondre sous l’effet de sa propre gravité en quelques dizaines de milliers d’années [3–6]. Cette contraction permet au système de convertir son énergie gravitationnelle en énergie thermique, conduisant ainsi à une élévation de la température interne du nuage et à la formation d’une proto-étoile, marquant la fin de la phase pré-stellaire . La phase qui suit, dite phase proto-stellaire, se décompose en 2 étapes significativement différentes : classe 0 et classe I. Elle est suivit par la phase dite de pré-séquence principale, qui couvre également deux étapes : classe II et classe III .
Classe 0 : La proto-étoile commence sa vie en tant qu’objet dit de classe 0. Il s’agit d’une étoile froide (Tbolométrique<70 K) dont le spectre d’émission est comme un corps noir. Cette température basse s’explique par le fait que le rayonnement de l’objet n’est pas encore retenu par la poussière l’entourant. Cette phase dure moins de 30 000 ans.
Classe I : En raison de la rotation initiale de la proto-étoile et de la conservation du moment cinétique, son enveloppe évolue géométriquement sous la forme d’un disque circumstellaire. L’émission spectrale caractéristique de cette classe se décompose en un corps noir à la température de la proto-étoile en formation (entre 70 et 650 K)et en une émission en infrarouge correspondant à l’échauffement de la matière contenue dans le disque. Cette phase dure près de 200 000 ans puis la proto-étoile entre dans la phase dite de pré-séquence principale lorsque sa luminosité ne provient plus de la combustion de ses constituants – grâce à l’énergie thermique dégagée lors de la contraction – mais de la fusion d’hydrogène en hélium.
Classe II : Au cours de cette étape, le disque circumstellaire va subir de nombreuses modifications. A sa surface les molécules vont subir une photodissociation importante en raison de leur interaction avec le rayonnement UV de l’étoile. Par ailleurs, les grains situés dans le plan du disque vont condenser à leur surface les molécules volatiles présentes en raison des basses températures existantes à cet endroit [8]. Cette phase va durer plusieurs millions d’années ; les étoiles de faible masse (≤ 3M) de ce type sont appelées des étoiles T Tauri.
Classe III : Cette dernière étape s’accompagne de la disparition progressive du disque circumstellaire pour devenir un disque proto-planétaire composé de débris et de précurseurs planétaires. Cette phase va durer quelques dizaines de millions d’années.
Une partie de la matière du disque proto-planétaire va s’accréter pour former, dans certains cas, des corps qui deviendront des proto-planètes puis des planètes [10]. Ce processus de formation planétaire laisse derrière lui des traces sous forme de planétésimaux ou corps glacés qui, s’ils sont assez loin du soleil échappent aux modifications profondes inscrites dans les corps plus gros. Dans le cas du système solaire, ils peuvent nous parvenir aujourd’hui sous la forme de petits corps relativement bien préservés, présents dans différents réservoirs.
Les petits corps du système solaire
Astéroïdes
Les astéroïdes sont des corps rocheux dont la taille peut s’étendre de quelques mètres à plusieurs centaines de kilomètres. Il peut arriver que la taille de l’astéroïde soit suffisante pour que sa température interne dépasse 1000 degrés, l’objet se rapproche alors de son équilibre hydrostatique. Dans ce cas, l’objet peut devenir sphérique et pourrait passer du statut de petit corps à celui de planète naine (comme Céres dans la ceinture principale ou Pluton, Hauméa, Makemake et Éris dans le système solaire externe).
Historiquement, les astéroïdes ont été classés en 1975 par Chapman, Morrison et Zellner [16]. Cette classification s’est depuis complexifiée, néanmoins les types principaux sont les suivants [13] :
— Type C -carboné : Il s’agit du type d’astéroïdes le plus commun, près de 75% sont de ce type. Ils sont à l’origine des chondrites carbonées.
— Type S -siliceux : Il s’agit du second type d’astéroïdes le plus courant avec une représentativité de 17%. Ils sont composés de silicate de fer et de magnésium.
— Type M -métallique : Les astéroïdes restant sont de ce type et sont composés de fer qui peut être mélangé avec du nickel. Ils sont à l’origine des météorites de fer.
La ceinture principale est peu dense et il est possible d’y envoyer des sondes spatiales afin de procéder à des analyses in situ, voire de ramener des échantillons sur Terre à l’instar des missions récentes ou à venir suivantes :
— Mission Hayabusa 1 : Cette sonde de l’agence spatiale japonaise (JAXA) a été lancée en 2003 et est arrivée autour de l’astéroïde de type S Itokawa en 2005. La sonde a récupéré près de 1500 particules de la surface de l’astéroïde qu’elle a pu ramener sur Terre en 2010 [17–20].
— Mission Hayabusa 2 : Cette seconde sonde de la JAXA a été lancée en décembre 2014 et se dirige vers l’astéroïde de type C Ryugu qu’elle atteindra en juillet 2018. Après une phase d’analyse scientifique et technique d’un an, elle prélèvera un échantillon qu’elle ramènera sur Terre en décembre 2020 [21, 22].
— Mission OSIRIS-REx : Cette sonde de l’agence spatiale américaine (NASA) a été lancée avec succès en septembre 2016. Elle a pour objectif d’approcher l’astéroïde carboné Bennu. Elle devrait le rejoindre en novembre 2018, puis prélever un échantillon du sol (entre 60 gr et 2 kg) en juillet 2020, pour le ramener sur Terre en septembre 2023 [23, 24].
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Table des matières
1 Introduction
2 Les poussières extraterrestres, du système solaire externe aux neiges de l’Antarctique
2.1 Le système solaire
2.1.1 Formation du disque proto-planétaire
2.1.2 Les petits corps du système solaire
2.1.2.1 Astéroïdes
2.1.2.2 Objets transneptuniens
2.1.2.3 Comètes
2.2 La matière extraterrestre collectée sur Terre
2.2.1 Les météorites
2.2.2 Les micrométéorites
2.2.2.1 Micrométéorites Antarctiques
2.2.2.2 Micrométéorites ultra-carbonées Antarctique ou UCAMMs
2.2.2.3 Hypothèses sur l’origine des corps parents des UCAMMs
2.3 Rayonnements présents dans le système solaire et processus énergétiques
2.3.1 Source solaire
2.3.2 Source galactique
2.4 Objectifs de la thèse
3 Techniques de production, d’irradiation et d’analyse d’analogues glacés
3.1 Production et irradiation de glaces in situ
3.1.1 Le dispositif CASIMIR
3.1.1.1 Enceinte
3.1.1.2 Tête froide
3.1.1.3 Rampe de mélange des gaz
3.1.1.4 Spectromètre infrarouge
3.1.2 Le Grand Accélérateur National d’Ions Lourds
3.2 Analyses ex situ
3.2.1 NanoSIMS
3.2.2 Microsonde électronique
3.3 Introduction à l’interaction ions-matière
3.3.1 Pouvoir d’arrêt d’un ion dans un solide
3.3.2 Parcours projeté d’un ion dans un solide
3.3.3 Dose déposée dans un solide
3.4 Pourquoi utiliser des ions lourds et rapides pour simuler le rayonnement cosmique galactique ?
3.4.1 Flux et composition du rayonnement cosmique galactique
3.4.2 Dépôt d’énergie à la surface d’objets glacés
4 A la recherche des potentiels corps parents des UCAMMs
4.1 Caractérisation des dépôts
4.1.1 Préparation des dépôts
4.1.2 Analyse des dépôts par spectroscopie infrarouge
4.1.2.1 Composition des échantillons
4.1.2.2 Epaisseur des échantillons
4.2 Irradiation des glaces et obtention des résidus
4.2.1 Paramètres des faisceaux d’ions
4.2.2 Évolution de la composition chimique des glaces sous irradiation
4.2.3 Formation de résidus à température ambiante
4.3 Discussion
4.3.1 Une matière riche en carbone et en azote
4.3.2 Comparaison entre la matière organique produite en laboratoire et celle des UCAMMs
4.3.3 Scénario astrophysique : irradiation dans le système solaire externe
5 IGLIAS : un dispositif performant dédié à l’astrochimie
6 Conclusion
